TELESCOPIO GÉMINIS OBSERVA CAVERNA INTERESTELAR
Se trata de una nube de gases empujada por vientos estelares y encendida por la luz de estrellas masivas.
(9 Enero, 2006 Gémini) Conocida como complejo de superburbujas N44, esta tormentosa nébula está dominada por una extensa burbuja del orden de 325 a 250 años luz. Un cúmulo de estrellas masivas dentro de la caverna ha desplazado el gas para formar una cáscara característica con un hueco con forma de boca. Aunque los astrónomos no se ponen de acuerdo sobre cómo ha evolucionado esta burbuja durante los pasados 10 millones de años, sí saben que el cúmulo central de estrellas masivas es responsable de la apariencia de la nube. Es probable que la muerte explosiva de estrellas de corta vida, de uno o más cúmulos masivos haya jugado un rol fundamental en la formación de esta gran burbuja.
'Esta región es como un laboratorio gigante que nos permite dar un vistazo a un fenómeno único', dijo Sally Oey de la Universidad de Michigan, quien ha estudiado estos objetos en forma extensiva. 'Observaciones del espacio han revelado emisiones de gas en rayos-x, escapando de esta superburbuja, y mientras se espera esto, éste es el único objeto de esta clase del que se espera que esto ocurra'.
Uno de los misterios que rodean este objeto indica que el rol que las explosiones de supernova (marcando la destrucción de las estrellas más masivas del cúmulo central) juegan consiste en esculpir la nuve. Philip Massey del Observatorio Lowell, quien estudió esta región con Oey, añade 'Cuando miramos la velocidad de los gases en esta nube, encontramos inconsistencias entre el tamaño de la burbuja y los valores esperados de las velocidades de los vientos provenientes del cúmulo central de estrellas masivas. Las supernovas, las edades de las estrellas centrales, o la orientación y la forma de la nuve pueden explicar esto, pero lo importante es que todavía hay mucho por hacer y estas imágenes indudablemente ayudarán'.
Los datos de Gemini utilizados para producir esta imagen están siendo publicados para la comunidad astronómica para posterior investigación y continuación de análisis. La imagen provee una de las más detalladas vistas jamás obtenidas de esta región relativamente grande en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea, localizada a unos 150.000 años luz de distancia y visible desde el hemisferio Sur. Las imágenes capturan luz de colores específicos que revelan la compresión del material y la presencia de gases (principalmente gas de hidrógeno excitado y en menor cantidad, oxígeno y azufre) en la nube.
Múltiples pequeñas burbujas en la imagen como crecimientos protuberantes que se adhieren a la superburbuja central. Muchas de estas regiones probablemente se formaron como parte del mismo proceso que formó el cúmulo central. Su formación también pudo haber sido 'provocada' por compresión, como las estrellas empujaron el gas circundante. Nuestra visión dentro de estas cavernas puede ser como mirar por un tubo alargado, que le da al objeto la apariencia de una monstruosa boca.
Las imágenes usadas para construir la composición de colores fueron obtenidas con GMOS en el telescopio Gemini Surh, en Cerro Pachón, Chile. La imagen a color fue producida por Travis Rector de la Universidad de Alaska Anchorage y combina tres imágenes, una de cada color para producir la imagen final.
Imagen: Complejo de superburbujas N44 tomada con GMOS en el telescopio Gemini Sur, en Chile. Imagen de Traivs Rector, Universidad de Alaska Anchorage, Legado de Géminis.
(2 Enero, 2006 HST/NASA - CA) Astrónomos, ha logrado pesar y estudiar a Sirio B, la estrella enana blanca, compañera de la estrella más brillante del cielo, Sirio A, del Can Mayor, utilizando el Telescopio Espacial Hubble y las leyes de la relatividad general. Lograron por fin aislar la luz proveniente de la enana blanca más cercana a la Tierra.
El resplandor de Sirio, ubicada a 8 años luz de distancia ha sido un problema para estudiar a la enana blanca más cercana a la Tierra. Las enanas blancas son remanentes de estrellas como el Sol que han agotado su combustible.
El estudio de las enanas blancas es fundamental para comprender la evolución estelar. Al final de su vida, nuestro Sol se convertirá en una enana blanca.
Estos objetos son también la fuente de las explosiones supernova Tipo Ia, tan poderosas que son visibles hasta lejanas profundidades del Universo, estas supernovas se utilizan para medir las distancias cosmológicas y la velocidad de expansión del universo. Las que a su vez están ayudando a comprender la “energía oscura”, una fuerza repulsiva dominante que está estirando el universo. El método utilizado para determinar las masas de las enanas blancas se basa en las predicciones clave de la teoría de la Relatividad General de Einstein, que dicen la luz pierde energía cuando intenta escapar de la gravedad de una estrella compacta.
Los resultados indican que Sirio B tiene un diámetro de unos 12 000 kilómetros, poco menos que el tamaño de la Tierra, pero es muchísimo más densa. Su poderoso campo gravitatorio es 350 000 veces superior al de la Tierra, lo que significa que una persona de 75 Kg que estuviera en la superficie de ese resto estelarpesaría unos 25 millones de Kg y sería aplastada por su propio peso.
La luz proveniente de la caliente enana blanca es afectada por su enorme campo gravitatorio y resulta estirada hacia longitudes de onda más rojas. Este efecto, predicho por la teoría de la Relatividad General de Einstein en 1916, recibe el nombre de “desplazamiento al rojo”, y es más fácilmente observable en objetos densos y masivos cuyos intensos campos gravitatorios curvan el espacio cercano a sus superficies.
Apoyados en las mediciones del corrimiento hacia el rojo tomadas con Espectrógrafo de Imagen del Telescopio Espacial Hubble, el equipo descubrió que Sirio B tiene una masa equivalente al 98 por ciento de la de nuestro Sol. La propia Sirio tiene una masa dos veces la del Sol y un diámetro de 2,2 millones de kilómetros.
Las enanas blancas son los restos de estrellas similares a nuestro Sol que han consumido su combustible nuclear y colapsado hasta tener este pequeño tamaño.
Sirio B es unas 10 000 veces menos luminosa que la propia Sirio A, lo que hace difícil su estudio con telescopios que se encuentren en la superficie de la Tierra, ya que su luz se pierde en el resplandor de su brillante compañera.
Por largo tiempo los astrónomos han confiado en una relación teórica fundamental entre la masa de una enana blanca y su diámetro. La teoría predice que cuanto más masiva sea la enana blanca, menor será su diámetro. La precisa medición del corrimiento hacia el rojo gravitatorio de Sirio B permite una importante comprobación observacional de esta relación clave.
Las observaciones de Hubble han refinado también las mediciones de la temperatura superficial de Sirio B, la que se estableció en 25 200º Kelvin. La propia Sirio tiene una temperatura superficial de 10 500º Kelvin.
A 8,6 años (2,6 parsecs) luz de distancia, Sirio es una de las estrellas más cercanas a la Tierra. Los observadores
Los humanos hemos mirado hacia Sirio desde la más lejana antigüedad. Sin embargo, su diminuta compañera no fue descubierta hasta 1862, cuando fue vista por primera vez por astrónomos que examinaban a Sirio a través de uno de los más poderosos telescopios de su tiempo. Se confirmaron cálculos previos que basados en el movimiento de Sirio en el cielo, predecían la presencia de un objeto masivo orbitaba a su alrededor.
Sirio es la estrella más brillante del Can Mayor y Canopus la más brillante de la constelación de la Popa, que formaba parte de la antigua constelación del Argonavis, la nave mitológica usada por los héroes griegos para buscar el Vellocino de Oro.
Imagen: Sirio A, la estrella perro, y su pequeña compañera Sirio B, una estrella enana blanca, vistas por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA. Las líneas cruzadas son efectos causados por el sistela de soporte del espejo secundario del telescopio espacial. La separación proyectada de Sirio A y Sirio B es de 6” 10’, que a la distancia que nos separa de ella equivale a 16,1 Unidades Astronómicas (UA). Es decir ambas estrellas están separadas por una distancia poc menor que la que existe entre Urano y el Sol.
Sirio lleva el nombre del perro de Orión, el mitológico cazador.
PULSAR ESCAPA DE LA VÍA LÁCTEA
(2 Septiembre, 2005 - NRAO - CA) Astrónomos estadounidenses detectaron con la ayuda del Conjunto de Base Muy Larga (VLBA) de la National Science Foundation, una estrella pulsar de neutrones superdensa, escapando a gran velocidad de nuestra Vía Láctea. El objeto del tamaño de una ciudad, recibió, posiblemente durante la explosión de supernova que le dio origen un impulso tan potente que la ha lanzado en una trayectoria que la lleva fuera de la Galaxia, hacia los fríos abismos del espacio intergaláctico. Se trata de la mayor velocidad medida hasta el momento para una estrella de neutrones.
Imagen: Trayectoria del pulsar en los próximos 2,5 millones de años. Crédito: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF. Vea la imagen en:
Universe Today
La estrella de neutrones, llamada B1508+55, es el remanente de una estrella masiva que se formó en algún lugar en la dirección de la constelación del Cisne y que explotó hace cerca de dos y medio millones de años en una explosión titánica, llamada supernova. Fue rastreada con la ayuda del VLBA, un gigantesco conjunto de radiotelescopios desplegados a lo ancho de Estados Unidos, desde Hawai, en el Pacífico, hasta Saint Croix, en las Islas Vírgenes en el Caribe, instalación que permite realizar mediciones ultraprecisas de distancia y velocidad.
El descubrimiento tiene muy intrigados a los científicos, Shami Chatterjee, del National Radio Astronomy Observatory (NRAO) afirmó: "Sabemos que las explosiones de supernovas pueden expulsar a las estrellas de neutrones resultantes, pero la tremenda velocidad de este objeto está más allá del límite de nuestra comprensión. El descubrimiento es muy difícil de explicar mediante los últimos modelos de colapso de núcleos de supernova".
El objeto se encuentra actualmente a unos 7 700 años luz de la Tierra y lleva una velocidad de 1,100 km/s (3 960 000 km/hora). Fue posible medir esta velocidad debido a los potentes pulsos de ondas electromagnéticas radiales que emite la estrella al girar sobre su eje a gran velocidad, por lo que son llamadas también estrellas pulsares. Al seguir el sentido de su movimiento se pudo saber que su origen está en un grupo de grandes estrellas ubicadas en la dirección de la constelación del Cisne, estrellas tan masivas que inevitablemente explotarán como supernova.
DETERMINAN DISTANCIA A GALAXIA NGC 300
(11 Agosto, 2005
ESO - CA) (9 Agosto, 2005 ESO - CA) Uno de los mayores desafíos de la Astronomía moderna ha sido la determinación de las distancias a los objetos lejanos. Se utilizan para ello diversas técnicas, como la triangulación tomando la distancia de la Tierra al Sol como base, llamada "paralaje", pero este método sirve para distancias pequeñas, como las que hay hasta los planetas exteriores o las estrellas más cercanas.
Imagen: Los campos obervados en la galaxia NGC 300. Crédito: ESO.
Para medir distancias mayores, como las que pueden haber hasta las galaxias cercanas, se utiliza un tipo especial de estrellas variables llamadas Cefeidas, que tienen una relación entre su brillo y su período de pulsación. Relación descubierta hace casi cien años por la astrónoma Henrietta Leavitt, fotografiando estrellas en la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia vecina a nuestra Vía Láctea.
Las estrellas Cefeidas más brillantes tienen períodos de pulsaciones más largos. Conociendo la magnitud verdadera de las estrellas, se pueden utilizar para determinar distancias a otras galaxias con precisión. Una de las tareas originales del Telescopio Espacial Hubble, fue utilizar este tipo de estrellas para determinar las distancias a las galaxias cercanas y acotar los valores de la Constante de Hubble, que permite la determinación de distancias cosmológicas.
Las Cefeidas son así fundamentales para la determinación de las distancias astronómicas. Varios problemas sin embargo dificultan su utilización a grandes distancias, uno es su dependencia de la metalicidad de la galaxia huésped, esto es la cantidad de elementos más pasados que el helio que contiene. Por otro lado debe establecerse con precisión el grado de absorción que sufre la luz de la estrella en su camino hacia nosotros, en particular la cantidad de absorción por gases y polvo dentro de la galaxia huésped, para evitar errores en la determinación de su brillo y de las distancias.
Este problema fue abordado por el Proyecto Araucaria diseñado y dirigido por el Dr. Wolfgang Gieren de la Universidad de Concepción, del Observatorio Europeo Austral (ESO) y del Centro FONDAP de Chile para la Astrofísica. Su objetivo es obtener distancias a galaxias cercanas mejorando la precisión a un 5 por ciento de error.
Una de las galaxias escogidas para el estudio fue la hermosa NGC 300, una galaxia tipo Sc Espiral, ubicada en el Grupo Escultor y que vemos casi de frente. Utilizando una cámara digital de campo amplio en el telescopio de 2,2 metros de La Silla de ESO, el grupo fotografió la galaxia descubriendo más de cien variables Cefeidas, con amplias variaciones en sus períodos de pulsación.
Posteriormente el grupo complementó esta base de datos utilizando la cámara de infrarrojo cercano Isaac del telescopio VLT Antú, de 8,2 metros de Cerro Paranal, también de ESO.
Utilizando el infrarrojo el grupo pudo reducir la absorción de la luz de las estrellas en la galaxia huésped, además de mejorar la precisión de las mediciones y reducir su dependencia de la metalicidad. El equipo pudo medir la distancia a la NGC 300 con una precisión sin precedente con sólo un 3 por ciento de error, determinando que la distancia a esta galaxia sería de 6,13 millones de años y no de 7 millones como se pensaba anteriormente.
VEA LA IMAGEN DE NGC 300 EN COLORES TOMADA POR EL MISMO GRUPO HACIENDO CLICK AQUÍ.
TERREMOTO ESTELAR PRODUCE LLUVIA DE RAYOS X
(25 Julio, 2005 NASA - CA)
Comienzan a aparecer los estudios sobre el poderoso flash de rayos X recibido en nuestro el 27 de diciembre del año pasado. El destello fue tan poderoso que cegó a todos los satélites detectores de Rayos X que observan el cielo desde la órbita terrestre.
Imágenes: Izquierda, el destello de rayos x y gama es producido en la estrella de neutrones. Derecha: luego de viajar 30.000 años impacta en la atmósfera de la Tierra.
Se le llamó SGR 1806-20, y se supone que fue originado en una inestabilidad magnética ocurrida en una estrella de neutrones ubicada a 30 mil años luz de distancia, en dirección a la constelación de Sagitario.
Es el segundo destello en brillo, que ha sido observado, desde 1986, fue tan poderoso que la atmósfera de la Tierra brilló en Rayos X durante fracciones de segundo. Incluso parte de sus rayos rebotaron en la Luna para venir a dar a nuestro planeta.
Afortunadamente la atmósfera de la Tierra es capaz de frenar los rayos X, en las altas capas de la estratosfera, pero si hubiese ocurrido a 10 años luz de distancia, habría barrido con parte de nuestra atmósfera.
Las oscilaciones posteriores ocurridas en la estrella pudieron seguirse a través de varios radiotelescopios.
Los científicos han descubierto cerca de una docena de estrellas de neutrones con campos magnéticos ultrapoderosos, de cerca de un billón de gauss, capaces de borrar la información de su tarjeta bancaria a una distancia de 170.000 kilómetros (el campo magnético de la Tierra es de unos 0,5 gauss en promedio).
La causa se supone está en el estiramiento de los campos de fuerza de la estrella y su posterior reconección y el evento liberó en una décima de segundo unos 1040 watts. Equivalente a toda la energía que produce el Sol en 150 mil años.
Las estrellas de neutrones se generan en el colapso de grandes estrellas, cuando luego que los hornos nucleares de su corazón dejan de funcionar, colapsan, precipitándose hacia su interior en segundos. Se generan allí presiones tan poderosas, que electrones son empujados al interior de los núcleos atómicos y obligados a combinarse con los protones formando neutrones. El resultado es una estrella de neutrones un objeto tan denso que tiene la masa del Sol en una esfera del tamaño de 15 km - una cucharada de te de este material pesaría miles de millones de toneladas en la Tierra.
NO ENCUENTRAN PULSAR EN SUPERNOVA 1987A
(8 Mayo, 2005 - Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, EEUU - CA) La supernova que estalló en la vecina galaxia de la Gran Nube de Magallanes el año 1987, ha sido la más cercana ocurrida en los últimos 300 años y ha sido estudiada en detalles y hasta hoy continúan observándola.
A pesar que la onda explosiva ha iluminado las nubes de gas y polvo a su alrededor, la supernova parece no haber dejado una estrella de neutrones en el centro de la explosión como se pronosticaba. Un grupo de astrónomos ha informado que ni utilizando la aguda mirada del Telescopio Espacial Hubble han podido encontrar el agujero negro o la estrella de neutrones ultracompacta que debiera haberse creado al momento de la explosión hace 18 años.
"Pensamos que la estrella de neutrones debe de haberse formado. La pregunta es ¿porqué no la vemos?" dijo la astrónoma Genevieve Graves de la UC Santa Cruz, primera autora de un trabajo en este tema.
Cuando estalla una estrella masiva, dejan detrás un objeto compacto, ya sea una bola de partículas subatómicas del tamaño de una ciudad llamada estrella de neutrones, o un agujero negro, un objeto tan masivo y pequeño que genera una ruptura en la textura del espacio tiempo, transformado en un poderoso sumidero de materia desde donde nada puede escapar, ni siquiera la luz. Puede resultar uno u otro dependiendo de la masa de la estrella progenitora. Las estrellas con masas entre tres y veinte veces mayores que el Sol generan una estrella de neutrones, mientras que las mayores dejan un agujero negro.
El progenitor de la supernova (SN) 1987A pesaba 20 veces más que el Sol, ubicándose justo en la línea divisoria y dejando a los científicos s saber finalmente qué tipo de objeto quedó detrás de la explosión. Ninguna de las observaciones realizadas han podido detectar algún tipo de fuente luminosa en el centro de los remanentes de la supernova, por lo que la respuesta aún no llega.
No es fácil la detección de un agujero negro o una estrella de neutrones, el primero puede ser sólo detectado cuando traga materia, ya que la materia forma a su alrededor un disco donde se recalienta y emite luz a medida que cae al agujero negro. Mientras que una estrella de neutrones a la distancia a la que está la Gran Nube de Magallanes 120 mil años luz podría ser detectada sólo cuando emite rayos de radiación como un pulsar, o cuando atrae materia caliente sobre sí, como un agujero negro.
Una posibilidad es que la estrella de neutrones aun no tenga un campo magnético lo suficientemente potente como para generar un pulsar en SN 1987A. Son estos campos magnéticos los que conducen la energía generando los chorros de energía que caracterizan a los pulsares.
Para aprender más sobre esta supernova y ojalá saber qué ocurre en el corazón de las supernova, los astrónomos observarán los remanentes con el Observatorio Espacial Spitzer, capaz de observar en infrarrojo y penetrar las nubes de materia que posiblemente están recubriendo el interior del objeto.
¡OBSERVAN LA FORMACIÓN DE UN AGUJERO NEGRO!
(12 Mayo, 05 Eberly College of Science - CA) Tras una espera de 30 años, por fin un grupo de astrónomos ha captado y determinado la ubicación de una explosión de rayos gama (ERG) que duró sólo 50 milisegundos, se trata del GRB 050509B ocurrido el lunes recién pasado.
El evento, se cree, anunció el nacimiento de un nuevo agujero negro en la Galaxia. Los astrónomos no se han puesto de acuerdo sobre las causas de esta poderosa explosión. Deben de haber sido objetos muy masivos, como la colisión de dos agujeros negros más antiguos o de la unión de dos estrellas de neutrones.
Actualmente hay poderosos telescopios observando los remanentes de la explosión para obtener más datos y aclarar las dudas. Durante los próximos días tendremos más información al respecto.
"Hasta el momento todo lo que sabemos de este ERG apoya la teoría de la unión de estrellas de neutrones", dijo Steinn Sigurdsson, profesor de astronomía de la U. Del Estado de Pennsilvania, EEUU y un teórico de las ERG.
Las ERG son las explosiones más poderosas del Universo.
Siga la noticia con nosotros, regrese más tarde.
TELESCOPIO JAPONÉS DESCUBRE ESTRELLA EN FORMACIÓN
(21 de Abril, 2005 Universe Today/Subaru - CA) Astrónomos japoneses, utilizando el telescopio de 8.2 m Subaru (Pléyades en japonés) han obtenido detalladas imágenes del envoltorio de gas y polvo que rodea una estrella muy jóven en la Nébula de Omega - M17. El envoltorio se extiende simétricamente, en forma de mariposa, y tiene unas 150 veces el tamaño de nuestro Sistema Solar. La imágen que revela finos detalles, permite apreciar el proceso como la materia se precipita hacia el disco protoestelar durante el proceso de formación estelar.
Imagen: La imagen de M17-SO1 con los impresionantes detalles. Crédito: Telescopio japonés Subaru, Mauna Kea.
Los investigadores buscaban una estrella en formación ubicada al frente de una nébula brillante para luego utilizar observaciones en el infrarrojo cercano para obtener imágenes de su envoltorio de gas y polvo en silueta. Para ello usaron la Cámara y Espectrógrafo en Infrarrojo con Óptica Adaptiva del Telescopio Subaru, en la Nébula de Omega, ubicada a unos 5 000 años luz en dirección de la constelación de Sagitario. Allí encontraron una vasta silueta con forma de mariposa en el infrarrojo cercano deel envoltorio de una estrella muy jóven de una 150 veces el tamaño de nuestro sistema solar. Realizaron además otras observaciones con otros instrumentos de infrarrojo mediano del Subaru y con el Telescopio Milimétrico del Radio telescopio de Nobeyama. Luego de analizar los resultados de todas sus observaciones, los astrónomos haponeses concluyeron que M17-SO1 es una protoestrella con unas 2,5 a 8 veces la masa del Sol, y que la forma de mariposa revela que tenemos una vista de canto de la nube que la rodea.
Las onbservaciones en el infrarrojo cercano han mostrado las estructuras del envoltorio con detalles sin precedentes. Particularmente las observaciones de la línea de emisión 2,166 del hidrógeno (llamada línea de Brackett gamma) muestran que el envoltorio tiene varios componentes en lugar de una estructura simple. Alrededor del ecuador de la protoestrella, el torus de polvo y gas aumenta en espesor a medida que se aleja de la estrella. Las capas del envoltorio cónico de material se extienden más allá de los dos polos de la estrella.
El edscubrimiento de la compleja estructura pone nuevas restricciones a la forma cómo el envoltorio alimenta de material al disco protostelar que se forma dentro de sus límites. "M17-SO1 es muy parecida a cómo debe haberse visto nuestro sistema solar coando comenzaba a formarse" dijo Sako, agregando: "Con la ayuda del telescopio Subaru, y sus sensibles cámaras infrarrojas de alta resolución esperamos comprender mejor los mecanismos de la formación de los discos protoplanetarios alrededor de más estrellas en formación.”
El gigantesco Telescopio Subaru, con un espejo de 8,2 metros, gemelo de los espejos del VLT de Paranal, es un moderno instrumento del Observatorio Nacional de Astronomía del Japón, instalado en la coumbre del volcán Mauna Kea de Hawai.
Telas de arañas cósmicas LA TARANTULA DE LA GRAN NUBE DE MAGALLANES
(15 Diciembre, 2004- ESO - CA) La Nebulosa de la Tarántula es una uno de los espectáculos más impresionantes del cielo del Sur. Se puede ver a simple vista como un punto brillante dentro de la Gran Nube de Magallanes (LMC por su sigla en inglés), una de las galaxias satélites de nuestra Vía Láctea ubicada en la dirección de la constelación sureña de Dorado a unos 170.000 años luz de distancia.
Esta inmensa estructura es el prototipo de lo que los astrónomos llaman como una región “Gigante HII". En este complejo de gas resplandeciente y estrellas muy calientes y luminosas, el gas está formado principalmente por protones y electrones, mantenidos aparte (la unión de ambos forma un átomo de hidrógeno) por fotones muy energéticos emitidos por las estrellas cercanas.
La Nebulosa de la Tarántula (también conocida como 30 Dorado) recibe su nombre por elo aspecto de sus filamentos brillantes que recuerdan las patas de una araña. Se extienden desde el cuerpo central donde reside un cúmulos de estrellas calientes, llamado "R136", que ilumina la nébula, que tiene &iquote; 1 000 años luz de extensión!
Si bien la región central de 30 Dorado podría ser comparada con una tarántula, loos filamentos que cruzan la nébula se asemejan a una “tela de araña”. Son consecuencia de la gran actividad estelar en su interior, generada por la gigantesca energía emitida por las estrellas más masivas conocidas.
El Observatorio de La Silla, del ESO, en Chile ha puesto en su sitio web una espectacular colección de imágenes de diferentes sectores de la Nebulosa de la Tarántula de la LMC. Sus colores revelan la acción de algunos de los elementos que allí encontramos. El rojo es producido por la emisión de los átomos de hidrógeno, el verde corresponde a emisiones de átomos de oxígeno que han perdido dos electrones ("oxígeno doblemente ionizado") arrancados por la energética radiación de las estrellas calientes del cúmulo R136. El color amarillo corresponde a la mayor intensidad de esta radiación a medida que nos acercamos al centro del cúmulo.
Vea el espectacular sitio del ESO con imágenes de la Tarántula.
SUPERNOVA EN GALAXIA CERCANA
(6 diciembre, 2004 ESO - CA) El telescopio Melipal de 8,2 metros del Observatorio de Cerro Paranal, en la Región de Antofagasta, Chile, captó con su instrumento VIMOS esta supernova en pleno desarrollo, en la galaxia espiral NGC 6118, ubicada en la dirección de la constelación de La Serpiente.
La vemos en las cercanías del Ecuador Celeste y está a 80 millones de años de distancia. Se trata de una galaxia muy perecida a nuestra Vía Láctea, que alberga a cientos miles de millones de estrellas. La galaxia tiene una pequeña barra central.
Bautizada como SN 2004 dk, es una supernova de tipo Ib, la explosión de una estrella que se encontraba en las etapas finales de su evolución. Como no somos capaces de ver directamente las estrellas de las galaxias ubicadas más allá de 100 millones de años luz, la explosión de una estrella en una galaxia cercana y con una distancia conocida, permite luego de analizar su evolución y curvas de luz, al conocer cómo evoluciona su brillo, pueden utilizarse posteriormente para determinar distancias astronómicas.
Todas las estrellas individuales que vemos en este campo, son estrellas que pertenecen a nuestra Galaxia Vía Láctea. En la NGC 6118 se alcanza a ver nudos azules, correspondientes a zonas de activa formación de estrellas.
PRIMERA IMAGEN EN RAYOS GAMA
(9 Nov. 2004) Se revela una de las posibles fuentes de rayos cósmicos de rayos gama. Esta imagen, la primera realizada a partir de rayos gama, ha develado que una de las posibles fuentes de rayos cósmicos son las supernovas, estrellas masivas que estallan al final de su existencia (tipo SN II) o estrellas enanas blancas que son conducidas a ello al acumular materia sustraída de una estrella compañera cercana (tipo SN Ia).
Un equipo de astrónomos internacionales, ha producido la primera imagen de un objeto astronómico usando rayos gama de alta energía, colaborando en la solución del misterio del origen de los rayos cósmicos. Por rayos cósmicos se entienden todo tipo de radiación más energética que la luz UV, que llegue desde el espacio.
Imagen: La imagen de rayos gama de los remanentes de la supernova RXJ1713.7-3946, fue obtenida utilizando el observatorio de rayos gama High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.), un conjunto de telescopios ubicado en Namibia, África sur occidental. Como los rayos gama no tienen un color determinado, se han asignado colores a las distintas temperaturas relativas de rayos gama. El contorno dibujado corresponde a las emisiones en rayos X previamente detectadas del objeto.
Los aparatos utilizados para captar la imagen son las parabólicas que vemos a la izquierda, están dotadas de potentes fotomultiplicadores. La toma no se realiza directamente, como en un telescopio, ya que los rayos gama son frenados en la alta atmósfera, y los detectores observan el efecto que los rayos producen el la atmósfera, la llamada “Radiación de Cherenkov”, un pequeño destello generado cuando los fotones gama chocan con las partículas de la atmósfera.
Los astrónomos apuntaron sus telescopios hacia los remanentes de una supernova que estalló hace más de mil años, dejando atrás una nube esférica de restos estelares, que vistos desde la Tierra tiene el doble del tamaños de la Luna y que aun muestra actividad. Los rayos gama son generados debido a que la onda de choque de la explosión está alcanzando los restos de la atmósfera de la estrella expulsados antes del estallido, actuando como un acelerador de partículas cósmico.
La Dra Paula Chadwick de la Universidad de Durham dijo "Si tuviera ojos de rayos gama y estuviera en el hemisferio sur, podría ver este gran anillo brillando en el cielo".
La posición de los remanentes de esta supernova, en el centro de la cola del Escorpión (17h 13 m x – 39° 46 min. Sur (de allí su nombre RXJ1713.7-3946) coinciden con el lugar que astrónomos chinos de hace 16 siglos, vieron una “estrella invitada”; nombre que daban a las estrellas que ocasionalmente aparecían en el cielo, brillaban durante un tiempo para luego desaparecer.
Traduciendo esos registros históricos afirman: “Una estrella invitada apareció dentro del asterismo (pequeña constelación) Wei durante el segundo mes lunar del 18 año del reinado de Tai-Yuan (27 Feb. al 28 Marzo 393 d.C. y desapareció durante el noveno mes lunar (22 Oct. 393 d.C.).
Estimaciones de la dispersión de los remanentes y de la edad de los elementos que allí se encuentran, confirman que ésta sería su origen, confirmando la suposición que los rayos cósmicos de rayos gama son generados en las supernovas o por sus componentes.
Los Rayos Gama son la forma más penetrante de luz, o radiación electromagnética conocida, tienen unas mil millones de veces más energía que los rayos X producidos en el aparato de radiografías de un hospital. Transportan tanta energía que pueden atravesar limpiamente cualquier detector.
RADIACIÓN CHERENKOV
Uno de los tantos fenómenos raros que se observan en la atmósfera, es la llamada radiación Cherenkov (RC), la emisión de luz blanco azulada producida cuando fotones de alta energía, o partículas, pasan a través de un medio transparente: aire, agua o vidrio, con velocidades mayores que la del la luz en ese medio.
Este extraordinario fenómeno por Pierre y Marie Curie a comienzos del siglo XX. Pero la explicación para el fascinante resplandor “blanco azulado” producido en los recipientes de vidrio en presencia de elementos radiactivos, llegó sólo en 1936, cuando fue explicada por el físico experimental P. A. Cherenkov.
En el caso de la atmósfera terrestre, los rayos gama, capaces de penetrar hasta una altura de 10 kilómetros sobre el nivel del mar, generan una lluvia de RC de forma cónica, que alcanza en su base unos 250 metros de diámetro. Durante la pasada década, el Instituto de Física Max Plank (MPIK), de Heidelberg, Alemania, desarrolló instrumentos capaces de detectar la RC. Mediante el uso de varios telescopios es posible observar rastrear el rayo generador hasta sus orígenes en el cielo. “Cada rayo es como un puntero luminoso apuntando a su lejana fuente celeste” afirman los físicos del MPIK.
Con el primer telescopio capaz de realizar imágenes basada en la RC atmosférica, el HEGRA - High Energy Gamma Ray Astronomy, puesto en servicio por el MPIK en 1998, en La Palma, Canarias, se confirmó que la Tierra recibe permanentemente rayos gama de alta energía de docenas de fuentes cósmicas, como la Nébula del Cangrejo en Tauro y la gigantesca galaxia elíptica M87, que domina el cúmulo galáctico de Coma-Virgo. Algunos de estos fotones traen una energía de 1 terra-electrón-volt., equivalente a la fuerza almacenada en un electrón acelerado por un billón de volts de electricidad.
El MPIK, ha inaugurado en Namibia su nuevo observatorio de luz Cherenkov, llamado H.E.S.S - High Energy Stereoscopic System, desarrollado en conjunto junto a un consorcio de organizaciones científicas europeas. Actualmente el HESS tiene cuatro antenas de 12 m de diámetro, capaces de observar la débil luz Cherenkov generada en los oscuros cielos de la meseta de Khomas Highlands of Namibia, África, de 1.800 metros de altura snm.Más sobre el Observatorio Hess y los fotones de Rayos Gama.
Más sobre la observación en altas energías, rayos x y gama.
Documento de astrónomos chinos actuales confirmando la coincidencia entre las observaciones actuales y antiguas.
A typical image showing as the bright yellow spot the direct Cherenkov light emitted by a heavy primary nucleus high up in the atmosphere (colors reflect image intensity; the yellow image pixel contains about 1000 photoelectrons). The angular separation between the spot and the reconstructed shower direction (cross) is about 0.3 degrees, reflecting the small Cherenkov emission angle at some 10 km height in the atmosphere. Pointing away from the shower direction, the emission from the air shower is seen. Pixels marked with a white spot where disabled in the analysis, e.g. because a star is imaged onto a pixel and would result in a high current.
A 400 años de su descubrimiento
RESUELVEN MISTERIO DE LA SUPERNOVA DE KEPLER
(9/10 Octubre, 2004 CA - NASA) Para poder tener una visión lo más completa posible de la verdadera naturaleza de los fenómenos astronómicos, los astrónomos deben observarlos con telescopios provistos de diversos detectores, y esto es lo que han realizado con los remanentes de una supernova ocurrida en nuestra Galaxia el 9 de Octubre de 1604 y que fuera observada por varios astrónomos famosos, como Galileo Galilei y Johannes Kepler. En su momento llegó a ser tan brillante que fue detectada simultáneamente desde varios lugares de Europa como una nueva estrella aparecida en la constelación de Ofiuco, entre la estrella Xi Ofiuchi y el límite de Sagitario (estrella 58) a sólo 2 grados de la Eclíptica, el camino de los astros en el cielo.
Favoreció el descubrimiento el hecho que ocurriera muy cerca de una sorprendente conjunción que había reunido en los cielos del anochecer de aquellos días, a los planetas Saturno, Júpiter y Marte, justo en los piés de Ofiuco, la treceava constelación del zodíaco, no reconocida por los astrólogos. Esto tenía seguramente a todos los astrónomos del mundo, o al menos de Europa observando el acontecimiento, cuando de pronto se agrega al trío un nuevo y brillante lucero. Afortunadamente el tiempo estuvo bueno esas noches ya que en Octubre la Eclíptica se ve desde Alemania y Padua muy baja y cercana del horizonte del sur, en momentos que es Otoño en Europa y el tiempo no ayuda.
Lleva el nombre del famoso astrónomo y descubridor de las leyes de los movimientos orbitales, a pesar que no fue él quien la descubriera. En el sitio de SEDS, se afirma que fue vista en Praga por Brunowski quien dió aviso a Kepler. De acuerdo a investigaciones realizadas por Walther Baade, fue vista también por Altobelli en Verona, Clavius en Roma, y Capra y Marius en Padua. Kepler recién la pudo ver el 17 de Octubre, iniciando un estudio sistemático del fenómeno, inspirado en el que realizó su predecesor Tycho Brahe con la Supernova de 1572.
El extraordinario astro llegó a ser tan brillante como el planeta Júpiter “destellando como un diamante” según Kepler. Se fue apagando lentamente y en Enero del 1605 su brillo estaba entre el de las estrellas Arturo y Antares, desapareciendo de la vista el 7 de Octubre de 1605. Dejando a todos atónitos, el fenómeno bautizado como “nova” por “estrella nueva”, permaneció en el misterio por siglos. Es la última supernova observada en nuestra propia galaxia.
En la época sólo se pudo observar el fenómeno a simple vista, ya que el telescopio habría de inventarse recién en 1608.
Imagen Arriba: Las imágenes muestran distintas frecuencias de luz de los remanente de la Supernova de Kepler, tomados en dos tipos de rayos X, por el Chandra, luz visible, por el Hubble y luz infrarroja por el Spitzer. En la imagen de arriba se han combinado las cuatro imágenes mostrando toda la nube remanente. Como nuestros ojos no pueden percibir los rayos X, ni la luz infrarroja, los astrónomos las han “enfriado” artificialmente dándoles colores visibles para que las podamos ver y apreciar sus gradientes de intensidad. Credito: NASA, ESA, R. Sankrit y W. Blair (Johns Hopkins University). En luz visible los remanentes son muy débiles, apenas brillan con magnitud 19 y se extienden por 40 segundos de arco en el cielo.
Una vez que los remanente de la SN 1608 se redescubrieron con la ayuda del telescopio de 6 metros de Monte Palomar, en 1941, ha sido foco de muchas investigaciones, entre ellas la encaminada recientemente por los astrónomos Ravi Sankrit y William Blair de la Johns Hopkins University de Baltimore, que la han estudiado utilizando los Tres Grandes Observatorios Espaciales de la NASA: El Hubble, el Spitzer y el Chandra. Estos instrumentos, todos en diversas órbitas alrededor de la Tierra, que observan el cielo en luz visible, infrarroja y rayos X.
La imagen combinada, revela una nube con forma de burbuja y polvo, de 14 años luz de ancho y expandiéndose a 6 millones de kilómetros por hora. Las observaciones de cada telescopios destacan características diferentes de la supernova, un capullo de material rico en hierro que se mueve a gran velocidad, rodeado por una onda de choque que barre el gas y polvo interestelar a su alrededor.
"Los estudios realizados en diferentes bandas del espectro electromagnético son absolutamente esenciales para unir el cuadro completo de cómo 3evolucionan los remanentes de supernova", dijo Sankrit, que dirige las observaciones del Hubble.
"Por ejemplo, la información en infrarrojo muestra el polvo interestelar recalentado, mientras que las observaciones en rayos X y luz visible muestran diferentes temperaturas del gas", asegura Blair el líder de las observaciones realizadas con el Spitzer.
La explosión de una estrella es un evento catastrófico que ocurre cuando una gran estrella deja de producir la suficiente energía en su interior como para contrarrestar la gravedad de la masa de la estrella que empuja hacia su centro. Las teorías dicen que en un momento la estrella se derrumba, generando un núcleo de neutrones donde el material de la estrella rebota estallando.
La explosión expulsa una onda de choque casi esférica que se expande hacia fuera, a más de millones de kilómetros por hora, como un tsunami interestelar. La onda se extiende hacia el espacio alrededor barriendo el gas y polvo interestelar que pudiese existir en las cercanías, formando un capullo gigantesco que es empujado y obligado a expandirse en el espacio. El material expulsado por la estrella, que al comienzo se mueve tras la onda de choque, finalmente alcanza sus sectores interiores recalentando el material del capullo y a temperaturas tan altas que generan rayos X, los que ha sido observado por el Chandra.
Las imágenes de luz visible de la Cámara de Estudios Avanzados del Hubble, muestran que la onda de choque de la supernova se está estrellando con las regiones más densas del gas a su alrededor en el interior del capullo de gas y polvo recalentándolas y haciéndolas brillar. Sankrit y Blair, compararon además sus observaciones del Hubble con las de telescopios terrestres para determinar su distancia con precisión, descubriendo que la catástrofe estelar ocurrió a unos 13 mil años luz de la Tierra.
Los instrumentos del Spitzer permitieron además determinar la composición química y física del ambiente de las nubes de gas y polvo expulsadas al espacio. El polvo es similar al que formó parte de la nube de polvo y gas que formó nuestro Sol y los planetas de nuestro Sistema Solar.
Parte del material recalentado por la onda de choque son observadas tanto por el Hubble como por el Chandra. Se han registrado seis supernovas en nuestra Vía Láctea en los últimos 1.000 años, y la de Kepler es la única que se conoce el tipo de estrella que allí estalló. "Y cuando completemos el análisis, podremos responder otras dudas acerca de este enigmático objeto", aseguró Blair.
ESTRELLA MORIBUNDA CREA ESCULTURA DE GAS Y COLOR>
(13 Septiembre, 2004) En la imagen más detallada conseguida hasta ahora de la llamada Nébula del "Ojo de Gato", muestra toda su dramática belleza.
Las observaciones sugieren que la estrella que origina estas nubes, está en una fase terminal de su existencia y ha expulsado estas nubes en una serie de pulsos en intervalos de 1.500 años. Estas convulsiones crean capullos de polvo y gas, cada uno de los cuales contiene tanta masa como toda la que está en los planetas del sistema solar (que de todos modos es menos del 1 por ciento de la masa del Sol). Estos capullos concéntricos crean una estructura tipo capas de cdebolla alrededor de la estrella moribunda, las que pueden verse en esta imagen del Telescopio Espacial Hubble.
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